Ссылки для упрощенного доступа

logo-print

Теория инфляционной Вселенной


Ирина Лагунина: Начальный этап расширения нашей области Вселенной, когда вещество обладало огромными плотностями, энергиями и скоростями расширения, назвали Большим взрывом. Расширяется Вселенная как целое до сих пор. Но долго ученые не могли согласовать вид сегодняшней Вселенной (с галактиками, звездами, планетами и в конце концов жизнью) и крайнюю однородность молодого Космоса. Оставался вопрос: откуда взялись те неоднородности или флюктуации, которые породили структуру Вселенной? Обнадеживающий ответ был дан теорией инфляционной Вселенной с поразительной точностью подтвержденной недавно измерениями космического реликтового излучения. Об этих фундаментальных результатах рассказывает один из создателей инфляционной теории, доктор физико-математических наук, профессор Мюнхенского университета Людвига-Максимилиана, Вячеслав Муханов. Вопросы ему задает Александр Костинский.



Вячеслав Муханов: Это было в 80-м году. Вы знаете, как происходит в науке: иногда вдруг хорошая мысль приходит в голову одновременно нескольким людям, которые могут рассмотреть разные аспекты этой мысли. Мы в 80 году пытались понять происхождение спектра вот этих неоднородностей, из которых произошли галактики и жизнь, и у нас была такая идея, которая обсуждалась Сахаровым в 65 году, а почему бы не попробовать использовать квантовые флуктуации для того, чтобы образовать структуру Вселенной в колоссальных масштабах. Мы знаем, что квантовые флуктуации ничтожно малы. Важны обычно в атомной физике, физике элементарных частиц, но в ничтожно малых масштабах. Но Вселенная колоссальный усилитель. Поэтому вопрос возник такой: нельзя ли во Вселенной за счет усиления использовать те квантовые флуктуации, которые есть в ничтожно малых масштабах для того, чтобы объяснить структуру в суперогромных масштабах.



Александр Костинский: Я сейчас постараюсь и сам понять, и объяснить нашим слушателям. Ситуация такая: что такое квантовая флуктуация? В квантовой механике независимо от космологии было доказано, так называемые соотношения Гейзенберга были выведены, что вы берете координату и импульс, то если точно измеряете координату, то у вас неточно измерен импульс. Если у вас энергия и время - это фундаментальные вещи, что вы никогда не сможете энергию измерить точно. Поэтому если Вселенная была маленькой, если мы возвращаемся назад, она была очень маленькой, и тогда эти колебания масштабов и колебания энергий, они были очень маленькие, но и Вселенная была очень маленькая. Но когда она расширялась, эти маленькие колебания расширялись вместе с ней и доросли, и усиливались.



Вячеслав Муханов: То есть мы пытаемся связать в этом смысле физику микромира с физикой макромира. И в принципе нельзя материю выгладить так, чтобы энергия не изменялась от места к месту.



Александр Костинский: То есть нельзя заставить всех стоять по стойке смирно.



Вячеслав Муханов: Все равно будет дрожание и всегда будет маленькие ничтожные неоднородности. Вопрос возникал такой: нельзя усилить эти неоднородности. Мы пришли к выводу, что можно это сделать, но только в том случае, если Вселенная прошла в ранний момент времени через стадию ускоренного расширения. Нормальная гравитация замедляет расширение, а антигравитация приводила бы к ускоренному расширению. Вы могли бы начать с нулевых скоростей и, используя гравитацию, разогнать вещество до огромных скоростей. Только если мы предположили, что была такая стадия, мы могли бы использовать эти квантовые флуктуации для того, чтобы произвести все, что есть.



Александр Костинский: То есть это ускорение, которое происходит, что в какой-то начальный момент Вселенная ускорялась, ее назвали инфляцией.



Вячеслав Муханов: Потому что то же самое время через полгода после нашей работы появилась работа Гуса, которая не имела отношения к образованию, до этого была работа Старобинского в России, фактически то, что мы делали - это мы делали в рамках той модели, которую он обсуждал. А Гус в это время предложил объяснить с помощью стадии ускоренного расширения, почему Вселенная однородна и изотропна. Но у него не было никакой работающей модели. А модель была предложена Линде, в 82 году была статья опубликована. И все это стало называться с легкой руки Гуса инфляция. Почему инфляция? Потому что когда Вселенная ускоренно расширяется, все сглаживается и вымывается . Это расширение, когда гравитация действует как антигравитация, оставляя после себя пустыню. Но то, что она не может сгладить и убрать – это вот эти квантовые флуктуации. И в принципе вы знаете, как обычно инфляция работает - инфляция обесценивает старые деньги, после инфляции, если бы денег не появлялось, жизни бы не было. Что-то появляется, потому что печатают золотые деньги, твердую валюту. Так вот роль твердой валюты в инфляции, в образовании Вселенной играют квантовые флуктуации в ничтожно малых масштабах. Не было бы жизни. Если искать первопричину для нашего существования, то можно сказать, что первопричина в квантовых флуктуациях в масштабах, которые гораздо меньше, которые достигли даже на ускорителях. Когда появилась эта модель, то стало ясно, кто ответственен за первоначальные огромные скорости, которые вещество приобрело. Антигравитация. Потому что инфляция - это стадия ускоренного расширения Вселенной, когда гравитация действует как антигравитация. Вы можете начать с нулевых скоростей, и гравитация будет ответственна за то, чтобы разогнать материю до колоссальных скоростей. И одновременно произвести все эти маленькие неоднородности с определенным спектром, который рассчитывается и предсказывается и которые потом произведут структуру Вселенной в огромных масштабах, произведут галактики, звезды и планеты.



Александр Костинский: И что поразительно, такая теория, которая кажется настолько абстрактной, вдруг оказалось, что с помощью этого реликтового излучения, которое сначала казалось однородным, оно и есть однородное, но когда увеличили точность, то что оказалось?



Вячеслав Муханов: Когда эти идеи появились, это казалось естественной философией больше, чем естественной наукой. Потому что было трудно представить, что эти тонкие предсказания теории когда-либо удастся измерить. Реликтовое излучение, которое люди видели, оно было совершенно однородным в том смысле, что температура в разных направлениях была идентична. И найти небольшие изменения, вариации температуры было чрезвычайно трудно.



Александр Костинский: Потому что реликтовое излучение к нам приходит, когда Вселенной было всего сто тысяч лет.



Вячеслав Муханов: Реликтовое излучение, в принципе то, что мы видим сегодня, мы видим с помощью того света, который излучают звезды. Реликтовое излучение существовало еще гораздо раньше, чем все эти звезды были произведены. Это реликтовое излучение перестало быть связано с материей в тот момент, когда Вселенная была только сто тысяч лет возрастом. В этот момент это реликтовое излучение оторвалось от материи и донесло до нас фотографию ранней молодой Вселенной. И мы видим, что в тот момент не было никаких галактик, не было никаких звезд, все вещество было распределено очень однородно, но были маленькие вариации количества вещества в одном месте по сравнению с количеством вещества в другом месте на уровне одной стотысячной или одной тысячной процента. Естественно, это было необыкновенно трудно увидеть, измерить, для этого нужна была жутко чувствительная аппаратура. Такая аппаратура появилась в 90 годах, когда американцы сделали эксперимент. Эксперимент начался раньше, но первые результаты были опубликованы в начале 90 годов, и физики увидели, что это реликтовое излучение не полностью однородно. Чуть-чуть температура в разных направлениях на небе отличается. И это отличие температуры в одном месте на небе, в другом месте, как раз совпадающее с тем, что нам нужно, чтобы объяснить происхождение этой структуры. Но в 90 годах, безусловно, точность не была достаточна для того, чтобы проверить все тонкие предсказания теории. Потребовался новый эксперимент, лучше сказать - серия экспериментов. Потому что разрешение этой камеры, с помощью которой неоднородности температуры были обнаружены, было не очень хорошее.


Следующий большой шаг в точной космологии был сделан с помощью воздушных шаров. Эти воздушные шары были запущены в Антарктиде на высоте 20 километров в стратосфере, и из-за розы ветров его запустили в одном месте и предполагалось, что он вернется в ту точку из-за ветров, из которой его запустили. И действительно он пришел назад. Все результаты тоже пришли в очень хорошим соответствии с предсказаниями теории. Тем не менее, это еще было недостаточно для того, чтобы проверить супертонкие предсказания теории. Поэтому следующий шаг, колоссальный шаг был сделан с помощью Вилкенсона, один из пионеров в этой области - это так называемые сателлитный эксперимент. Стоил он не так много, то есть около 60 миллионов долларов, и он принес фантастический результат, потому что он повысил точность измерений, он повысил разрешение. И те кривые, которые получились, они с фантастической точностью совпадают с тем, что мы бы ожидали. И мало того, эти кривые для того, чтобы их объяснить, нужно в точности тот спектр, который генерируется на этой стадии ускоренного расширения и, в частности, необходима зависимость, скажем, амплитуда возмущения в разных масштабах, очень слабенькая зависимость, логарифмическая зависимость, для того, чтобы все эти точки, которые были в результате получены измерений, совпали с теоретической прямой. Они совпали так хорошо, что не верится в это. Когда я говорю с экспериментаторами, я говорю, что, наверное, друзья, вы все договорились друг с другом.



Александр Костинский: Если бы они сделали эксперимент, а вы бы писали работу после, так точно сказали бы, что вы подогнали.



Вячеслав Муханов: В этом сомнений нет. Когда эта была работа написана, там были теории то, что Зельдович выдвигал, и мы очень хотели, например, получить тот спектр, который удовлетворил бы Зельдовича. Но, к сожалению, мы смогли удовлетворить Зельдовича только до логарифмических поправок. И самая потрясающая вещь, что эти поправки, в то время я думал, что если они будут измерены, то не в этом миллениуме, а в следующем тысячелетии. Но они измерены с недостаточной точностью, и поэтому мы ожидаем следующий эксперимент, который должен начаться в 2008 году - это будет европейский эксперимент, который повысит точность измерений в несколько раз. После этого будут еще эксперименты, которые будут определять тонкую структуру. И я думаю, что скоро мы будем знать правду то, что называется, об очень ранних моментах развития Вселенной или рождения Вселенной, будем знать, кто ответственен за Большой взрыв, кто его создал - гравитация ответственна или это произведение чьих-то рук.


XS
SM
MD
LG